Fullständig livscykel för en stjärna

Stjärnor består främst av väte- och heliumgaser. De varierar dramatiskt i storlek, ljusstyrka och temperatur och lever i miljarder år och går över flera steg. Vår egen sol är en typisk stjärna, en av hundratals miljarder som strö över Vintergatan.

En stjärnas livscykel består av ett antal väldefinierade stadier.

Stjärnor föds i stora galaktiska ”plantskolor” som kallas nebulosor, ett latinskt ord som betyder moln. Nebulosor är täta moln av damm och gas som kan ge upphov till hundratals stjärnor. I vissa områden i en nebulosa samlas gas och damm som klumpar.

En ny stjärna uppstår när en av dessa klumpar ackumuleras så mycket massa att den kollapsar under kraften av sin egen tyngdkraft. Den ökade densiteten hos det kondenserande molnet gör att temperaturen stiger avsevärt. Så småningom blir temperaturen så hög att kärnfusion uppstår och bildar en "spädbarn" -stjärna som kallas protostjärna.

När en protostjärna har samlat tillräckligt med massa från de omgivande gas- och dammmolnen blir den en huvudsekvensstjärna. Huvudsekvensstjärnor smälter samman väteatomer för att skapa helium i en process som kallas kärnfusion. Stjärnor kan existera i detta skede i miljarder år. Vår sol är för närvarande i sin huvudsekvens.

En stjärnas ljusstyrka beror starkt på dess massa. Ju mer massiv en huvudsekvensstjärna är, desto mer lysstyrka kommer den att uppvisa. Färgen på en huvudsekvensstjärna är en indikation på stjärnans temperatur. Hetare stjärnor kommer att se blå eller vita ut och svalare stjärnor visas röda eller orange. Massan av en stjärna kommer också att påverka dess livslängd. Ju mer massa en stjärna har desto kortare blir dess livslängd.

Efter att ha bränt i miljarder år kommer en huvudsekvensstjärna så småningom att tömma sin bränsletillförsel eftersom majoriteten av dess väte omvandlas till helium genom kärnfusion. Vid denna punkt i en stjärnas livscykel orsakar överskottet av helium att stjärntemperaturen ökar. När detta inträffar kommer stjärnan att expandera och bli en röd jätte.

Röda jättar har ljusröd färg. De är också större och mycket mer lysande än huvudsekvensstjärnor. När den röda jättens kärna fortsätter att kollapsa under tyngdkraften kommer den att bli tillräckligt tät för att omvandla sin återstående tillförsel av helium till kol. Detta inträffar under en period på cirka 100 miljoner år, tills det är dags för stjärnan att dö. Precis som massan kommer att diktera en stjärnas ljusstyrka, kommer den också att avgöra hur en stjärns död dör.

Huvudsekvensstjärnor som har lägre massor blir i slutändan vita dvärgar. När en röd jätte har bränt igenom heliumtillförseln kommer stjärnan att förlora massa. Den kvarvarande kärnan av kol kommer att fortsätta att svalna och minska i ljusstyrka över miljarder år tills den blir en vit dvärg.

Så småningom kommer den vita dvärgstjärnan att sluta producera energi helt och mörka för att bli en svart dvärg. Vita dvärgstjärnor är mindre, tätare och mindre lysande än röda jättestjärnor. Densiteten hos vita dvärgstjärnor är så stor att en sked med vitt dvärgmaterial skulle väga flera ton.

Huvudsekvensstjärnor som har högre massor är avsedda att dö i dramatiska och våldsamma explosioner som kallas supernovor. När dessa stjärnor har bränt igenom heliumtillförseln omvandlas den återstående kolkärnan så småningom till järn. Denna järnkärna kommer sedan att kollapsa under sin egen vikt tills den når en punkt där materien börjar studsa av från ytan.

När detta händer inträffar en massiv explosion som genererar en lysande ljusblixt som ibland kan motsvara ljusstyrkan i en hel stjärngalax. Under några supernovaexplosioner kommer protoner och elektroner att kombineras för att bilda neutroner. Detta leder i sin tur till bildandet av extremt täta stjärnor som kallas neutronstjärnor.